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„Starlink", ein Projekt der von Tesla-Chef Elon Musk gegründeten Firma SpaceX, verspricht Großes: Mittels zahlreicher Satelliten soll ab Mitte 2020 überall in den USA, später nahezu an jedem Ort der Erde eine Internetverbindung möglich sein. Im Mai und im November wurden je 60 Satelliten ins All gebracht. Am 4. Januar in den frühen Morgenstunden deutscher Zeit sollte der nächste Start erfolgen, der aber kurzfristig auf frühestens den 7. Januar frühmorgens mitteleuropäischer Zeit verschoben wurde.

Doch bei aller Freude für potenzielle Nutzer der Internetdienste, Starlink bringt auch Schwierigkeiten - vor allem, wenn irgendwann wirklich mehrere Tausend dieser kleinen Datenübermittler in 340 bis 1300 Kilometern Höhe platziert sind.

Dadurch steigt schlicht die Wahrscheinlichkeit für Kollisionen mit anderen Objekten. Bereits im September war einer der ersten Starlink-Satelliten auf eine tiefere Umlaufbahn geraten und drohte mit dem europäischen Forschungssatelliten „Aeolus" zusammenzustoßen, woraufhin das Esa-Kontrollzentrum ein Ausweichmanöver flog.

Wie sicher wird die Raumfahrt sein, wenn zusätzlich zu bereits im Orbit befindlichen Riesenmengen Weltraumschrott Tausende zusätzliche Satelliten im All sind? Neben Starlink planen noch weitere Betreiber wie OneWeb, Telesat und Amazon ebenfalls große Flotten.

Perlenkette in der Nacht

Ein weiteres Problem ist die „Himmelsverschmutzung". Besonders unmittelbar nach dem Start erscheinen die Satelliten je nach Standort oft sehr hell und sind mit bloßem Auge zu erkennen, wenn sie in dichter Folge wie eine Perlenkette über den Himmel ziehen. „Wir hatten einige Anrufer, die uns fragten, ob das Ufos sein könnten", erzählt Carolin Liefke vom Haus der Astronomie auf dem Campus des Max-Planck-Instituts für Astronomie in Heidelberg. „Wenn die Satelliten ihren endgültigen Orbit erreicht und sich verteilt haben, sind sie etwa so hell wie Sterne und vor allem von hellen Großstädten aus nicht mehr auszumachen." Jetzt im Winterhalbjahr sind sie nur in den Dämmerungsphasen sichtbar: Auf der Erdoberfläche ist es noch dunkel, während die Objekte weiter oben bereits beziehungsweise noch von der Sonne angestrahlt werden und das Licht reflektieren. Im Sommerhalbjahr ändert sich die Geometrie und die Satelliten sind längere Zeit erkennbar.

Sven Melchert, Vorsitzender der „Vereinigung der Sternenfreunde", warnt vor Panikmache: „Im Moment sind es nur wenige Satelliten und man muss schon geübt sein, um sie überhaupt zu erkennen." Künftig, wenn ihre Zahl deutlich steige, dürfte das aber anders werden. Astronomen sind daher besorgt. Wenn die Objekte durch das Sichtfeld eines Teleskopes fliegen, hinterlassen sie je nach Belichtungszeit verschieden lange weiße Striche auf den Aufnahmen. Das Phänomen sei bekannt, seit es Satelliten gibt, erläutert Liefke. Auf digitalen Bildern ließen sich die Striche herausrechnen. „Aber wenn nun genau an diesem Punkt astronomische Messungen erfolgen sollen, weil dort etwa der Kandidat für ein Gravitationswellen-Ereignis ermittelt wurde, dann kann es dazu führen, dass es keine Daten gibt." Je mehr Satelliten am Himmel seien, umso größer sei die Wahrscheinlichkeit solcher Störungen.

Gute Nacht. Wenn bald stetig zig Lichtpunkte über das Firmament ziehen, ist es aus mit dem guten alten Nachthimmel. Foto: TWAN/Babak A. Tafreshi

Wie stark diese ins Gewicht fallen, hängt auch mit dem Teleskoptyp zusammen. Für Anlagen, die nur eine kleine Himmelsregion in den Blick nehmen und dort Detailaufnahmen machen, ist die Wahrscheinlichkeit gering, dass ihnen ein Satellit vor die Linse kommt. Die Europäische Südsternwarte ESO hat ausgerechnet, dass selbst 27 000 Satelliten für sie nur rund 0,8 Prozent Verlust an Langzeitbeobachtungen in der Dämmerungsphase zur Folge hätten, berichtet das Fachmagazin „Nature". Zudem fänden zu den relevanten Tageszeiten ohnehin kaum Langzeitbeobachtungen statt.

Nennenswerte Einbußen

Anders verhält es sich bei Anlagen, die regelmäßig große Teile des Nachthimmels kartieren, um mittels automatischer Bildanalyse Veränderungen aufzuspüren. Forscher hoffen, damit etwa Asteroiden zu entdecken, aber auch astrophysikalische Phänomene, die ihnen helfen, mehr über Dunkle Materie und Dunkle Energie zu erfahren. Vor allem das Large Synoptic Survey Telescope (LSST) in Chile mit einem großen Beobachtungsfeld und einer Spezialkamera könnte Probleme bekommen, wenn es 2022 in Betrieb geht. Tony Tyson, Chefwissenschaftler am LSST, rechnet laut „Nature" mit nennenswerten Einbußen der Beobachtungszeit, wenn bis zu 50 000 Satelliten - so viele haben die Unternehmen bei den Behörden beantragt - ihre Bahnen am Himmel ziehen. Nicht allein die weißen Streifen sind hinderlich. Das zusätzliche Licht der Reflexionen kann dazu führen, dass die Sensoren der empfindlichen Kameras schneller gesättigt sind und damit falsche Signale erzeugen, fürchten die Forscher. Hinzu kommen Befürchtungen von Radioastronomen, wonach die Kommunikationssignale der Satelliten ihre Beobachtungen beeinträchtigen könnten.

Derzeit laufen mehrere Studien, in denen die Auswirkungen der angekündigten Satellitenkonstellationen detailliert modelliert werden. Die Ergebnisse sollen bald veröffentlicht werden, nachdem sie einer Begutachtung weiterer Experten unterzogen wurden, teilte die ESO Ende Dezember mit. Die großen astronomischen Fachgesellschaften würden zudem gemeinsam mit den Raumfahrtfirmen nach praktischen Lösungen suchen, um sicherzustellen, dass die teuren Anlagen für erdgebundene Beobachtungen weiterhin effektiv genutzt werden können.

Wenn aus Sternenhimmel Starlinkhimmel wird

Bei einer Pressekonferenz Anfang Dezember gab die SpaceX-Chefin Gwynne Shotwell zu, dass man diese Probleme beim Design der Satelliten nicht geahnt habe. „Keiner hat daran gedacht - wir haben es nicht getan und die Astronomie-Community hat es auch nicht getan", zitiert das Branchenmagazin „Spacenews" Shotwell. Das Unternehmen hat nun reagiert und will beim bevorstehenden Start einen der 60 Satelliten an seiner Unterseite mit einer dunklen Beschichtung versehen, damit er weniger Licht reflektiert. Dies wird aber auch seine thermischen Eigenschaften verändern, was zu technischen Problemen führen kann. Es sei nicht ausgemacht, dass dieser Versuch gleich erfolgreich sein werde, sagte denn auch Shotwell. „Es wird einige Schritte nach dem Prinzip Versuch und Irrtum geben, aber wir werden das in den Griff bekommen."

Gelänge dies nicht, würde sich der Anblick des Nachthimmels massiv verändern, fürchtet Carolin Liefke. Neben den schon jetzt oft blinkend allgegenwärtigen Flugzeugen werde man „ständig 20, 30 Satelliten sehen, die als leuchtende Objekte über den Himmel ziehen." Menschen schauten unweigerlich zu beweglichen Dingen, die künstlichen Objekte bekämen also mehr Aufmerksamkeit. So sei das Erlebnis eines natürlichen Sternenhimmels „ernsthaft in Gefahr."

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Gefahr für den Nachthimmel durch Elon Musks Satellitenschwärme

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„Starlink", ein Projekt der von Tesla-Chef Elon Musk gegründeten Firma SpaceX, verspricht Großes: Mittels zahlreicher Satelliten soll ab Mitte 2020 überall in den USA, später nahezu an jedem Ort der Erde eine Internetverbindung möglich sein. Im Mai und im November wurden je 60 Satelliten ins All gebracht. Am 4.

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Wie heisst diese Insel?

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Die Sonne ist der Stern, der der Erde am nächsten ist, und der das Zentrum des Sonnensystems bildet. Sie ist ein durchschnittlich großer Stern im äußeren Drittel der Milchstraße. Die Sonne ist ein Zwergstern, der sich im Entwicklungsstadium der Hauptreihe befindet. Sie enthält 99,86 % der Masse des Sonnensystems. Ihr Durchmesser ist mit 1,4 Millionen Kilometern etwa 110-mal so groß wie der der Erde. Die Oberfläche der Sonne zeigt eine wechselnde Zahl von Sonnenflecken, die in Zusammenhang mit starken Magnetfeldern stehen. Sie werden neben weiteren Phänomenen als Sonnenaktivität bezeichnet.

Die Sonnenstrahlung ist eine der Grundvoraussetzungen für die Entwicklung des Lebens auf der Erde. Die Energie für die Sonnenstrahlung bezieht die Sonne aus der Fusion von Wasserstoff zu Helium.

Der Himmelslauf der Sonne gliedert den Tag und das Jahr. Sie wurde in dieser Rolle schon in der Urzeit in Sonnenkulten verehrt.

Das astronomische Symbol der Sonne ist ☉.

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Sonne

Die Sonne am 7. Juni 1992

Beobachtungsdaten

Mittlere Entfernung

149,6 Mio. km = 1 AE

Kleinster Erdabstand
Größter Erdabstand

147,1 Mio. km
152,1 Mio. km

Scheinbarer Durchmesser
31,5-32,5′ ( Winkelminuten)

Scheinbare Helligkeit ( V)

−26,74 mag

Physikalische Eigenschaften

Äquatorradius
696.342 km[2]
= 1 Sonnenradius (R☉)

Masse ( M)

1,9884 · 10 ³⁰ kg ± 2 · 10 ²⁶ kg[3]
= 1 Sonnenmasse (M☉)

Solare Gravitationskonstante ( G · M)

1,327.124.400.41 · 10 ²⁰ m ³/s ²
± 1,0 · 10 ¹⁰ m ³/s ² [4]

Mittlere Dichte

1,408 g/cm ³

Hauptbestandteile
( Stoffmenge in der Photosphäre[5])

Fallbeschleunigung
274 m/s ²

Fluchtgeschwindigkeit
617,6 km/s

Rotationsperiode (siderisch)
25,38 Tage

Neigung der Rotationsachse

7,25°

Leuchtkraft
3,828 · 10 ²⁶ W
= 1 Sonnenleuchtkraft (L☉)

Absolute Helligkeit ( V)

+4,83 mag

Effektive Oberflächentemperatur

5.772 K

Spektralklasse
G2 V

Alter

4,57 Mrd. a[6]

Planeten

8

Fotomontage zum Größenvergleich zwischen Erde (links) und Sonne. Das Kerngebiet ( Umbra) des großen Sonnenflecks hat etwa 5-fachen Erddurchmesser.

Die Sonne ist der Stern, der der Erde am nächsten ist und das Zentrum des Sonnensystems bildet. Sie ist ein durchschnittlich großer Stern im äußeren Drittel der Milchstraße. Die Sonne ist ein Zwergstern ( Gelber Zwerg), der sich im Entwicklungsstadium der Hauptreihe befindet. Sie enthält 99,86 % der Masse, jedoch nur ca. 0,5 % des Drehimpulses des Sonnensystems. Ihr Durchmesser ist mit 1,4 Millionen Kilometern etwa 110-mal so groß wie der der Erde. Die Oberfläche der Sonne zeigt eine wechselnde Zahl von Sonnenflecken, die in Zusammenhang mit starken Magnetfeldern stehen. Sie werden neben weiteren Phänomenen als Sonnenaktivität bezeichnet.

Die Sonnenstrahlung ist eine der Grundvoraussetzungen für die Entwicklung und den Erhalt des Lebens auf der Erde. Die durch die Sonnenstrahlung freigesetzte Energie beruht auf der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium, das sogenannte Wasserstoffbrennen in der Proton-Proton-Reaktion. Die Erde erreichen pro Jahr etwa 1,5 · 10 ¹⁸ kWh an Sonnenenergie, 10 000 mal mehr als die Menschen an Energie verbrauchen.

Etymologie und Name

Dem gemeingermanischen weiblichen Substantiv „Sonne" ( mittelhochdeutsch sunne, althochdeutsch sunna) liegt die indogermanische Wurzel sāu̯el- zugrunde (vgl. auch lateinisch sol, litauisch sáulė und griechisch hḗlios).

Der Name des Sterns ist auch in der Astronomie, wie in der Umgangssprache, einfach „Sonne", üblicherweise mit dem bestimmten Artikel ( die Sonne), im Englischen Sun (korrekterweise mit großem Anfangsbuchstaben, da es sich um einen Eigennamen handelt). In Science-Fiction-Romanen und -Filmen - beispielsweise in Isaac Asimovs Foundation-Zyklus oder der Perry-Rhodan-Serie - wird gelegentlich die lateinische Übersetzung „Sol" (ebenfalls mit großem Anfangsbuchstaben) verwendet, wenn namentlich von der Sonne als einem Stern von vielen die Rede ist; dies soll eine Parallele zu anderen Sternnamen, die oft aus dem Lateinischen stammen, bilden. In der modernen Astronomie wird diese Bezeichnung nicht verwendet.

Quantitative Einordnung

Die Sonne übertrifft 700-fach die Gesamtmasse aller acht Planeten des Sonnensystems und 330.000-fach jene der Erde, die im Durchmesser 109-mal hineinpasst, im Volumen rund 1,3 Millionen Mal. Mit einer Energieabstrahlung, die pro Sekunde das 20.000-Fache der Primärenergieumwandlung seit Beginn der Industrialisierung ausmacht, fällt sie in die Leuchtkraftklasse V. Ein Hauptreihenstern wie die Sonne setzt damit pro Sekunde mehr Energie frei als alle im Jahr 2011 vorhandenen Kernkraftwerke der Erde in 750.000 Jahren. Auf die Erde entfällt pro Quadratmeter im Jahresmittel, als extraterrestrische Strahlung, eine Leistung von 1,367 Kilowatt.

Die Sonne leuchtet mit einer Farbtemperatur von etwa 5800 Kelvin. Als Stern der Spektralklasse G2V liegt sie im Hertzsprung-Russell-Diagramm in der Mitte der sogenannten Hauptreihe, die alle Sterne im Strahlungsgleichgewicht repräsentiert. Mit 1,6 bis 1,7 % schweren Elementen in der Konvektionszone (Massenanteil, für die Stoffmengenanteile siehe die Infobox) gilt die Sonne als „ metallreich" und gehört damit der zahlenmäßig größten Population I an. Sie hat - wie das Sonnensystem insgesamt - ein Alter von etwa 4,57 Milliarden Jahren. In dieser Zeit hat sie in ihrem Kern rund 14.000 Erdmassen Wasserstoff durch Kernfusion in Helium verwandelt ( Wasserstoffbrennen), wobei 90 Erdmassen an Energie frei wurden. Durch Ansammlung von Helium im nichtkonvektiven Kern - im Zentrum beträgt der Massenanteil mittlerweile 60 % - wird dieser immer kompakter und bezieht weiteres Material ein, wodurch Leuchtkraft und Durchmesser der Sonne langsam zunehmen. In etwa 7 Milliarden Jahren wird die Sonne relativ schnell zum Roten Riesen.

Wahrgenommene Farbe

Das Strahlungsmaximum der Sonne liegt im sichtbaren Licht (keineswegs im Infrarot), und die Strahlung wird vom menschlichen Auge in der Summe als reines Weiß wahrgenommen. Blickt man jedoch durch einen starken Neutralfilter auf die Sonnenscheibe, nimmt man sie in der Regel als weißgelb oder gelb wahr, bzw. bei horizontnaher Stellung als orange. Dies erklärt sich damit, dass durch Rayleigh-Streuung in der Erdatmosphäre überwiegend der kurzwellige (violette und blaue) Anteil der sichtbaren Sonnenstrahlung gestreut wird und das Auge diese Strahlung somit aus anderer Richtung als der der wahrgenommenen Sonnenscheibe erreicht ( Himmelsblau).

Wenn die chromatische Adaption des Auges auf die insgesamt wahrgenommene Strahlung eingestellt ist (die dann, wenn sie - z. B. als diffuse Reflexion an Wolken oder Schnee - als Mischung wahrnehmbar ist, als weiß erscheint), wird die aus der Richtung der Sonne selbst noch wahrgenommene, ungestreute sichtbare Strahlung wegen des (je nach Entfernung vom Horizont weniger oder mehr) verringerten kurzwelligen Anteils als gelb bzw. orange wahrgenommen. Außerhalb der Erdatmosphäre, wenn alles Licht tatsächlich aus der Richtung der wahrgenommenen Sonnenscheibe kommt, erscheint diese dem menschlichen Auge aus diesem Grund und unabhängig von der tatsächlichen Zusammensetzung des Sonnenlichtes im reinen Weiß.

Lord Kelvin und das Alter von Sonne und Erde

Dass sich das Alter der Sonne in Milliarden Jahren misst, ergibt sich übereinstimmend aus modernen Sternmodellen und radiometrischer Datierung von Gesteinen im Sonnensystem. Zu einem drängenden physikalischen Problem wurde die Beständigkeit der Sonnenstrahlung aber schon, als Charles Darwin für den Erosionsprozess der südenglischen Kreide eine Dauer von 300 Millionen Jahren grob abschätzte. Lord Kelvin bezweifelte Darwins Ergebnis, denn als dauerhafteste Energiequelle für die Sonnenstrahlung machte er 1862 die von Hermann von Helmholtz vorgeschlagene Freisetzung gravitativer Bindungsenergie aus und berechnete unter der Annahme, dass die Masse der Sonne stark zum Zentrum hin konzentriert ist, ein Sonnenalter von sehr wahrscheinlich unter 100 Millionen Jahren. Später engte er die Abkühlungdauer des Erdmantels auf 20 bis 40 Mio. Jahre ein. Er erlebte noch, aber akzeptierte nicht öffentlich, dass Ernest Rutherford 1904 radioaktiven Zerfall als Quelle der Erdwärme vorschlug. Die Energieabgabe der Sonne über geologische Zeiträume hinweg konnte erst ab 1920 mit der Kernfusion erklärt werden.

Physikalischer Aufbau

Die Sonne besteht aus schalenförmigen Zonen, die sich teilweise scharf abgrenzen lassen. Eine grobe Einteilung ist die Kernzone als Fusionsofen, die innere Atmosphäre bis zur sichtbaren Oberfläche und darüber die äußere Atmosphäre.

Es ist nicht direkt die Dichte, die den Gegendruck bewirkt, sondern die Teilchenkonzentration, im Zentrum fast 250.000 mol/ ℓ. Gut die Hälfte davon sind Elektronen, die aber aufgrund der vorliegenden Dichte-Temperatur-Bedingungen gerade noch nicht entartet sind. Auch der Strahlungsdruck hat einen geringen Anteil - in der Sonne gilt also das Gasgesetz.

Die Teilchendichte der Protonen ist im Zentrum etwa 1000-mal größer als in Wasser. Da die Häufigkeit der Kernfusionsreaktionen quadratisch von der Teilchendichte und exponentiell von der Temperatur abhängt, werden 99 % der Fusionsleistung von 3,9 · W innerhalb der dichten, heißen Kernzone frei. Innerhalb eines engeren Radius ist die Leistungsdichte höher: In einem Tausendstel des Volumens der Sonne entsteht die Hälfte ihrer Leistung; das ist eine mittlere Leistungsdichte von knapp 140 Watt pro Kubikmeter, nicht mehr als in einem Komposthaufen. Die große Gesamtleistung der Sonne ist also eher die Folge des großen Volumens und die hohe Kerntemperatur eine Folge der dicken Isolierschicht.

Die Energiefreisetzung in der Sonne erfolgt durch die Proton-Proton-Kette. Im ersten Schritt fusionieren dabei zwei Protonen zu einem Deuteriumkern. Diese Reaktion ist sehr unwahrscheinlich, im Mittel benötigt ein Proton 10 ¹⁰ Jahre, um mit einem anderen Proton zu reagieren. Dies erklärt auch die lange Lebensdauer der Sonne.

Dass die stark temperaturabhängige Fusionsreaktion nicht thermisch durchgeht und die Sonne explodiert (oder abschaltet), liegt daran, dass zusätzliche Wärmeleistung das Innere von Sternen nicht heißer macht, sondern kälter, denn die normale Wärmeausdehnung des Gases wird verstärkt, indem der gravitative Druck der angehobenen Schichten nachlässt. Diese negative Rückkopplung wirkt sehr schnell, denn Kompressionswellen durchlaufen die Sonne in deutlich unter einer Stunde, siehe Helioseismologie.

Strahlungszone und Konvektionszone

Knapp 2 % der Fusionsleistung werden von den dabei entstehenden Neutrinos fortgetragen. Diese nur schwach wechselwirkenden Teilchen erreichen innerhalb weniger Sekunden die Sonnenoberfläche und nach gut acht Minuten die Erde. Die Energie der anderen Reaktionsprodukte thermalisiert am Ort der Entstehung. Die thermische Strahlung liegt im Bereich weicher Röntgenstrahlung und dominiert die Wärmeleitfähigkeit des Materials: Im Zentrum hat sie eine Intensität von rund 3 · 10 ²¹ W/m ². Die einzelnen Photonen legen aber bis zu ihrer Reabsorption jeweils nur kurze Wege zurück, nicht viel länger als einige Kernabstände. Die kurzen Wegstücke addieren sich kreuz und quer zu einem Random Walk, der bis zur Oberfläche zwischen 10.000 und 170.000 Jahre dauert. Da zudem die Energie die weitaus größte Zeit in der thermischen Bewegung des Gases „parkt", ist die Energieeinschlusszeit noch viel größer, etwa 17 Mio. Jahre.

Der Strahlungstransport ist effizient: Bei 25 % des Radius beträgt die Energiestromdichte 100 kW/cm ², der Temperaturgradient aber nur etwa 0,1 K/m. Dass dieser Gradient, zehnfach steiler als in der Erdatmosphäre, nicht ausreicht, Konvektion anzutreiben, liegt am noch steileren Druckgradienten - eine Folge der hohen Fallbeschleunigung, siehe adiabatischer Temperaturgradient.

Nach außen hin ändert sich an der Stabilität der Schichtung zunächst wenig, da sich die Einflussfaktoren teilweise kompensieren: Die thermische Strahlung wird mit der abnehmenden Temperatur schwächer (siehe Stefan-Boltzmann-Gesetz), das Material wird mit sinkender Dichte optisch durchlässiger, der Leistungsfluss verteilt sich auf eine größere Kugelschalenfläche und die Fallbeschleunigung nimmt ab.

Schließlich kommt aber ein Effekt hinzu: Die nicht mehr ganz so heißen Elektronen beginnen, die individuellen Kerne zu spüren, solche mit hoher Kernladung zuerst, rekombinieren sogar kurzzeitig. Das behindert die Ausbreitung der Strahlung (steigende Opazität), sodass der Temperaturgradient wieder steiler wird. Bei 71 % des Radius erreicht er den adiabatischen Wert, die Schichtung wird labil. Dies definiert die Grenze der sogenannten Strahlungszone. Oberhalb wird der Wärmestrom zunehmend konvektiv transportiert.

Der weitere Verlauf der Opazität beeinflusst nicht mehr die Verläufe von Temperatur und Druck, die durch Schwerefeld und Adiabate festgelegt sind, sondern die Intensität der Konvektion. In weiten Teilen der Konvektionszone ist die Strömungsgeschwindigkeit gering, wenige 10 m/s, und die Konvektionszellen sind groß und beständig (Monate bis Jahre) und dadurch sowohl von der Rotation der Sonne als auch ihrem inneren Magnetfeld beeinflusst, siehe unten.

Im Bereich 20.000 bis 1000 km unter der sichtbaren Sonnenoberfläche tragen auch Frei-frei-Übergänge an He⁺ und H⁺ stark zur Opazität bei. Dadurch wird die Konvektion kleinräumiger und erreicht Geschwindigkeiten von über 1 km/s. Dies ist das Brodeln, das mit einem Teleskop als Granulation erkennbar ist. Der in diesem Bereich intensivere Impulstransport macht sich im radialen Verlauf der Rotationsrate bemerkbar.

Sonnenoberfläche und Umgebung

Knapp unter der Oberfläche

An der oberen Grenze des oben genannten Bereichs fällt der Ionisationsgrad von Wasserstoff steil ab. Nach der Saha-Gleichung ist er hauptsächlich von der Temperatur abhängig. Er beträgt in etwa 1000 km Tiefe, bei einer Temperatur von 10.000 K und einer Dichte von knapp 1 g/m ³ noch fast 80 %, bei 6000 K und etwas geringerer Dichte aber nur noch ein Hundertstel davon. Begegnungen von Elektronen mit Ionen werden dadurch um vier Größenordnungen seltener. Warum damit das Material nicht schon längst durchsichtig geworden ist (zur Ionisation von Wasserstoff reicht die Energie der Photonen nicht aus), fand Rupert Wildt im Jahre 1938 heraus: Das neutrale H-Atom kann mit einem Zwanzigstel der Bindungsenergie noch ein weiteres Elektron binden und das kommt auch bei noch geringerer Ionisationsrate des Wasserstoffs vor, da Elektronen aus der Ionisation von Metallen zur Verfügung stehen.

Photosphäre

Weil die Dichte immer schneller abnimmt - die Skalenhöhe sinkt mit der Temperatur -, wird das Material schließlich doch durchsichtig und die Photonen können nahezu ungehindert nach außen entweichen. Diese Zone heißt Photosphäre, griechisch für „ Kugelschale des Lichts". Die Tiefe, aus der die Sonnenstrahlung im Mittel entweicht, variiert je nach Wellenlänge und Austrittswinkel um wenige 100 km. Am Sonnenrand sieht man unter flacherem Winkel eine höhere, kältere Schicht, wodurch der Rand dunkler erscheint, siehe das Sonnenfoto am Anfang des Artikels. Eine eindeutige Definition des Sonnenradius ist daher problematisch, siehe Sternoberfläche. Per Übereinkunft wird als Sonnenradius jener angegeben, bei der die Gastemperatur zur Energiestromdichte (63,18 MW/m ²) passt. Diese effektive Strahlungstemperatur beträgt 5778 Kelvin. Bedingt durch die stärker gerichtete Ausstrahlung bei kürzeren Wellenlängen liegt die Farbtemperatur der Sonnenstrahlung etwas höher, bei etwa 6000 Kelvin.

Chromosphäre

Oberhalb der Photosphäre liegt die Chromosphäre. Die Konvektionszone mit ihrem negativen Temperaturgradienten durch Expansion des Gases (von knapp 1 auf 0,003 g/m ³) reicht etwa 500 km in die Chromosphäre hinein. Oberhalb eines scharfen Minimums von 4100 K stellt sich durch Strahlungsgleichgewicht eine Temperatur von etwa 7000 K ein, während die Dichte auf 10 −7 g/m ³ abnimmt.

Strahlung aus der Photosphäre wird in der Chromosphäre zu einem kleinen Teil absorbiert und wieder abgestrahlt. Vor dem Hintergrund der Photosphäre entstehen dadurch die Fraunhofer'schen Absorptionslinien im Sonnenspektrum, während bei totalen Sonnenfinsternissen die meist knapp 2000 km dicke Chromosphäre für wenige Sekunden als rötlich leuchtende Linie zu sehen ist, ihr griechischer Name bedeutet „Farbschicht". Masseauswürfe von chromosphärischer Dichte, zahlreiche kleine Spikulen und weniger häufige Protuberanzen (siehe unten) leuchten in gleicher Farbe.

Äußere Atmosphäre

Oberhalb der Chromosphäre befindet sich die Korona. Sie geht ohne scharfe Grenze in den interplanetaren Raum über. Ihr bei jeder totalen Sonnenfinsternis sichtbarer „Strahlenkranz" (lat. corona , siehe Bild links) hat schon vor Jahrtausenden die Menschen erstaunt. Er erstreckt sich - abhängig von der Sonnenaktivität und der Belichtungszeit - über ein bis zwei Sonnenradien. In der Korona ist der Einfluss des Gasdrucks auf die Bewegung der Materie vernachlässigbar, es regieren Magnetfelder und die Gravitation.

Die Spektrallinien der Korona konnten anfangs nicht identifiziert werden, da sie bei irdischen Bedingungen nicht auftreten. Seit erkannt wurde, dass sie von hochionisiertem Eisen mit nur noch ganz wenigen Elektronen stammen, entsprechend Temperaturen von über 10 ⁶ K, das Zweihundert- bis Fünfhundertfache der Photosphärentemperatur, wird über den Heizmechanismus der Korona spekuliert. Sie kann überhaupt nur so heiß werden, weil sie in weiten Bereichen des elektromagnetischen Spektrums nahezu durchsichtig ist und nur schwach emittiert; eine Folge nicht nur der geringen Dichte, sondern auch der hohen Temperatur: Die freien Elektronen sind so schnell, dass sie die häufigeren, leichten Elemente, insbesondere Wasserstoff und Helium, obwohl vollständig ionisiert, kaum wahrnehmen. Weitere Verlustmechanismen (siehe unten) sind die Wärmeabgabe an die vergleichsweise kalte Chromosphäre und, insbesondere im Bereich koronaler Löcher, die Bildung von Sonnenwind.

An den seltenen, aber vielfach geladenen schwereren Ionen entsteht ein schwaches Röntgen-Kontinuum, das die Beobachtung der Korona vor der im harten Röntgenlicht dunklen Photosphäre erlaubt, siehe Bild rechts oben. Eingegrenzt auf schmale Emissionslinien ist das auch mit weniger harter Strahlung möglich, siehe Bild rechts. Es stammt vom Satelliten TRACE, der auf die Beobachtung der Sonne im extremen UV-Bereich spezialisiert ist, mit hoher spektraler und räumlicher Auflösung.

Übergangsregion

XUV-Emissionslinien von weniger hoch ionisierten Spezies, wie C IV, O IV, O VI, S VI, stammen aus einer schmalen Übergangsregion, der Grenze der Korona zur Chromosphäre, mit Temperaturen zwischen 10.000 und 700.000 K. Darin befinden sich zwei scharfe Temperatursprünge (entsprechend der Ionisation von Wasserstoff und Helium), die auf absehbare Zeit nicht räumlich aufgelöst werden können. Womöglich ist dort auch die lokale Geschwindigkeitsverteilung der Elektronen nicht-thermisch. Über die wenige 100 km dicke Übergangsregion ändert sich auch die Dichte um drei Größenordnungen, von 10 −7 auf 10 −10 g/m ³. Die heiße Korona brennt sich gleichsam in die Chromosphäre und scheitert schließlich an den quadratisch mit der Dichte zunehmenden Strahlungsverlusten. Dabei passt sich die Übergangsregion in ihrer Form den dynamischen Vorgängen an der Sonnenoberfläche an - die wesentlichen Einflussgrößen sind die Dichte der Strukturen und die Heizleistung in der Korona.

Beobachtungen mit TRACE lassen vermuten, dass der Heizmechanismus der Korona in ihrem unteren Bereich, nahe der Übergangsregion liegen muss, denn die Plasmabögen, deren Dichte nahe ihren Fußpunkten viel größer ist als im Scheitel, sind bis zu den Fußpunkten heiß und dort hell strahlend.

Sonnenwind

In der Korona, wahrscheinlich in Verbindung mit dem Heizmechanismus in der unteren Korona, entsteht der Sonnenwind, ein überschallschneller Strom hauptsächlich aus Protonen und Elektronen. In koronalen Löchern, also insbesondere in den Polregionen, bei hoher Sonnenaktivität aber auch zahlreich in Äquatornähe, entsteht kaum weniger Sonnenwind als in den dichteren Bereichen der Korona, insbesondere Streamern, aber er strömt schneller, mit 800 km/s statt 300 km/s. Eruptive Protuberanzen produzieren große Mengen und hohe Geschwindigkeiten und verursachen, falls sie die Erde treffen, geomagnetische Stürme.

Dynamische Eigenschaften

Rotation, Magnetfeld und Sonnenflecken

Die Bewegung der schon im Altertum bekannten Sonnenflecken zeigt, dass die Sonne keine Scheibe ist, sondern eine rotierende Kugel: Sie wandern von Tag zu Tag, randnah scheinbar langsamer und mit perspektivisch verkürzter Form, und langlebige Flecken tauchen sogar nach zwei Wochen am Ostrand wieder auf. Die Sonne folgt der Hauptrotationsrichtung im Sonnensystem ( rechtläufig). Um 1860 entdeckte Richard Christopher Carrington, dass äquatornahe Flecken sich schneller bewegen als solche in höheren Breiten ( differenzielle Rotation). Für die Angabe von Längengraden auf der Sonne führte er ein Bezugssystem ein, das in 25,38 Tagen um 360° rotiert ( siderisch, synodisch im Mittel etwa 27,2753 Tage). Dies entspricht der Bewegung der Flecken in etwa 26° Breite.

An der Sonnenoberfläche lässt sich das Magnetfeld spektroskopisch beobachten: Spektrallinien von Elementen, die normalerweise bei einer einheitlichen Wellenlänge beobachtet werden, erscheinen bei Anwesenheit eines Magnetfeldes dreigeteilt (normaler Zeeman-Effekt), wobei der Abstand dieser Linien zueinander proportional zur Stärke des Feldes ist. Dort, wo in der Photosphäre die magnetische Feldstärke besonders hoch ist, behindert das Feld die Konvektion, die Oberfläche kühlt auf 3700 bis 4500 K ab und strahlt weniger hell, was als Sonnenflecken wahrgenommen wird. Die Feldstärke im Umfeld der Sonnenflecken kann bis zu 0,4 Tesla (4000 Gauß) betragen und ist somit bis zu zehntausendmal stärker als das irdische Magnetfeld an der Erdoberfläche. Diese lokalen Magnetfelder sind auch für die von Sonnenflecken ausgehenden koronalen Masseauswürfe verantwortlich.

In diesen Protuberanzen ist die Feldstärke aufgrund der geringen Dichte nur selten messbar und hat sich zuletzt als größer als gedacht erwiesen.

Das großräumige Magnetfeld der ruhigen Sonne lässt sich nur grob durch ein Dipolfeld beschreiben. Es ist mit einem in der Sonne zirkulierenden elektrischen Strom in der Größenordnung von 10 ¹² Ampere verbunden. Auf der Sonnenoberfläche ist die Feldstärke dieses Dipolfeldes mit rund 100 µT (1 Gauß) nur etwa doppelt so stark wie das Magnetfeld der Erde auf der Erdoberfläche.

Ein ähnliches Aufwickeln mit Feldverstärkung geschieht mit dem vom Sonnenwind mitgenommenen Magnetfeld im interplanetaren Raum. Dadurch trägt einerseits der Sonnenwind viel mehr Drehimpuls mit sich fort, als bei freier, radialer Bewegung. Dies erklärt, wie die Sonne seit ihrer Entstehung einen großen Teil ihres Drehimpulses abgeben konnte, ohne dass viel Masse abgegeben wurde - aktuell nur etwa 10 ⁹ kg/s. Andererseits entsteht dabei die heliosphärische Stromschicht in Form der „Parker-Spirale", wodurch die magnetische Feldstärke langsamer abnimmt als bei einem Dipolfeld zu erwarten wäre (in Erdentfernung liegt die Feldstärke bei einigen nT). Schließlich unterschreitet die Ausbreitungsgeschwindigkeit der Scherungs- Alfvén-Wellen die des Sonnenwindes, sodass der Sonnenwind sich fortan radial ausbreitet und dabei das Magnetfeld mit sich führt. Diese Grenze bei etwa zwanzig Sonnenradien gilt als der Beginn der Heliosphäre, die sich bis zur Heliopause erstreckt, wo der Sonnenwind auf interstellare Materie trifft.

Schwingungen

Die starke Konvektion nahe der Sonnenoberfläche verursacht Druckschwankungen. Wären die Frequenzen nicht so niedrig - 2 bis 7 mHz, entsprechend der typischen Lebensdauer der Granulation von fünf Minuten - so würde es sich wie das Rauschen des Waldes im Wind anhören. Die Druckschwankungen laufen als Schallwellen in die Sonne hinein, und weil dort mit der Temperatur auch die Schallgeschwindigkeit zunimmt, kehren sie im Bogen wieder zurück an die Oberfläche, wo der Dichtesprung sie wieder reflektiert. Die Wellen laufen auf diese Weise mehrfach um die Sonne herum und überlagern sich zu stehenden Wellen mit je nach Schwingungsmuster charakteristischer Frequenz.

Mit spektroskopischen Methoden kann man diese Schwingungen sichtbar machen: Sie bewegen die Photosphäre langsam auf und ab und die in Beobachtungsrichtung liegende Komponente der Geschwindigkeit verschiebt aufgrund des Doppler-Effekts die Absorptionslinien des Sonnenspektrums. Die Geschwindigkeitsamplituden der Schwingungen liegen allerdings bei maximal einigen Metern pro Sekunde, was aufgrund der starken Dopplerverbreiterung der Spektrallinien nicht leicht nachzuweisen ist. Durch Mittelung der Messergebnisse über viele Monate gelang es aber, zahlreiche Schwingungsmoden zu identifizieren und ihre Frequenzen bis auf μHz-Bruchteile zu bestimmen. Die verschiedenen Moden sind unterschiedlich stark abhängig von der Schallgeschwindigkeit in verschiedenen Tiefen, sodass eine gemeinsame Auswertung aller Moden die Bestimmung der Tiefenabhängigkeit der Schallgeschwindigkeit erlaubt.

Beobachtet und analysiert werden die Eigenschwingungen der Sonne von der Helioseismologie. Wichtige Ergebnissen betreffen

die Bestätigung des Sonnenmodells zu der Zeit des solaren Neutrinoproblems,

die Vermessung der differentiellen Rotation in der Konvektionszone,

die Entdeckung der nahezu starren Rotation der Strahlungszone und

die Beobachtung von aktiven Regionen auf der erdabgewandten Seite der Sonne.

Optische Erscheinungen und Beobachtung

Optische Erscheinungen

Zwar sind alle Phänomene der atmosphärischen Optik direkt oder indirekt an das Sonnenlicht geknüpft, viele von ihnen zeigen sich jedoch direkt neben oder mit der Sonne. Dies gilt in erster Linie für Sonnenauf- und Sonnenuntergang, doch auch nahezu für alle Halophänomene, wie die 22°-Halo, die Nebensonnen oder Lichtsäulen. Ein besonderes Phänomen, das den Begriff der Sonnenstrahlen geprägt hat, sind die Strahlenbüschel. Sehr selten sind Grüne Blitze.

Beobachtung der Sonne

Mit Teleskopen kann man Aktivitäten der Sonne in Form von Protuberanzen und Sonnenflecken sichtbar machen. Ebenfalls zu beobachten sind dort heftige Ausbrüche, sogenannte Flares, die bereits mit kleinen Instrumenten als hellere und damit heißere Gebiete erkennbar sind. Die Sonnenscheibe hat von der Erde aus betrachtet einen Durchmesser von etwa 32 Bogenminuten, wobei die exakte Größe von der momentanen Entfernung der Erde von der Sonne abhängt. Im Perihel erscheint die Sonnenscheibe am größten, im Aphel am kleinsten. Der scheinbare Größenunterschied ihres Durchmessers zwischen Aphel und Perihel beträgt etwas mehr als drei Prozent. Die Sonnenbeobachtung geschieht am einfachsten, indem das Okularbild eines Teleskops oder Fernglases auf eine weiße Fläche (zum Beispiel eine Leinwand oder ein Stück Pappe) projiziert wird. Diese Abbildung der Sonne kann gefahrlos betrachtet werden. Dieses Verfahren nennt man Okularprojektion. Eine direkte Beobachtung mit oder ohne Fernrohr kann aufgrund der hellen Sonnenstrahlung zu irreversibler Erblindung führen.

Bei allen beschriebenen Beobachtungsverfahren wird das gesamte Spektrum des Sonnenlichts gedämpft, die Sonne wird im „Weißlicht" beobachtet. Dabei werden Sonnenflecken, Flares und die Granulation sichtbar.

Um Protuberanzen zu beobachten, bedarf es besonderer Bauteile oder Teleskope. Bei einem Protuberanzenansatz wird die Sonne mittels eines Scheibchens abgedeckt - es wird sozusagen eine künstliche totale Sonnenfinsternis erzeugt. Die am Sonnenrand aufsteigenden Protuberanzen werden durch einen sogenannten H-alpha-Filter beobachtet. Dies ist ein besonders schmalbandiger Interferenzfilter, der nur das tiefrote Licht des angeregten Wasserstoffes durchlässt.

Eine Beobachtung der gesamten Sonnenoberfläche in diesem Spektralbereich ermöglichen sogenannte H-alpha-Teleskope. Damit können Protuberanzen, Filamente, Flecken und Flares beobachtet werden. Diese Teleskope sind in den letzten Jahren sehr preisgünstig geworden und werden zunehmend auch von Amateurastronomen eingesetzt.

Die Korona kann nur bei einer totalen Sonnenfinsternis oder mittels eines speziellen Gerätes, dem Koronografen, beobachtet werden.

Entwicklung der Sonne

Dieser Ablauf lässt sich anhand der Gesetze der Physik und der Kenntnis kernphysikalischer Prozesse aus Laborexperimenten im Computer modellieren. Die Kenndaten der einzelnen Phasen sind in der Tabelle von Sackmann angegeben. Der Index Null markiert die heutigen Zustandsgrößen der Sonne, das heißt im Alter von 4,6 Milliarden Jahren.

Möglicherweise entstand die Sonne in einem offenen Sternhaufen zusammen mit vielen anderen Sternen. Nach etwa 100 Mio. Jahren hat sich dieser Sternhaufen aufgelöst. Heute sind die einzelnen Mitglieder über die ganze Milchstraße verstreut. Im Jahre 2014 wurde mit HD 162826 ein Stern gefunden, welcher der Sonne chemisch sehr ähnlich ist und somit ein solar sibling sein könnte aus demselben ursprünglichen Sternhaufen.

Protostern

Die Kontraktion der Kernzone der frühen Sonne endete nach einigen zehn Millionen Jahren durch das Einsetzen der Kernfusion.

Hauptreihenstern

Etwa ebenso lange dauerte es, bis sich in der inneren Atmosphäre ein stationärer Verlauf der Zustandsgrößen mit der oben dargestellten Schalenstruktur eingestellt hatte. Damit einher ging die Annäherung an die Hauptreihe. Seither hat sich der Massenanteil des Wasserstoffs in der Konvektionszone um einige Prozentpunkte erhöht, indem er an der Untergrenze der Konvektionszone durch die langsam absinkenden schwereren Elemente nach oben diffundiert ist. Die relativen Häufigkeiten der 'Metalle' haben sich dadurch nicht geändert. Im Hauptreihenstadium verweilt die Sonne elf Milliarden Jahre. In dieser Zeit steigt die Leuchtkraft auf das Dreifache von 0,7 auf 2,2 L ☉ und der Radius auf fast das Doppelte von 0,9 auf 1,6 R ☉ an. Im Alter von 5,5 Milliarden Jahren, das heißt in 0,9 Milliarden Jahren, überschreitet die mittlere Temperatur auf der Erdoberfläche den für höhere Lebewesen kritischen Wert von 30 °C. Eine weitere Milliarde Jahre später werden 100 °C erreicht. Im Alter von 9,4 Milliarden Jahren versiegt der Wasserstoff im Sonnenzentrum, und die Fusionszone verlagert sich in einen schalenförmigen Bereich um das Zentrum, der sich im Laufe der Zeit weiter nach außen bewegt. Dieser Vorgang führt jedoch vorerst nicht zu einer Veränderung der äußerlich sichtbaren Sonnenparameter.

Im Alter von 11 bis 11,7 Milliarden Jahren verdichtet sich die ausgebrannte Kernzone aus Helium. Durch den damit einhergehenden Temperaturanstieg steigt der Energieumsatz in der Wasserstoffschale. Dabei wächst der Sonnenradius auf 2,3 R ☉ an. Die Sonne wird rötlicher und beginnt sich von der Hauptreihe im Hertzsprung-Russell-Diagramm zu entfernen. Bis zu diesem Zeitpunkt beträgt der gesamte Verlust an Masse durch Sonnenwind weniger als ein Promille.

Roter Riese

Bei einem Sonnenalter von 11,7 bis 12,3 Milliarden Jahren setzt ein dramatisch beschleunigter Anstieg von Leuchtkraft und Radius ein. Gleichzeitig nimmt die Oberflächentemperatur ab und das Strahlungsspektrum verschiebt sich zum roten Bereich hin (vgl. Wärmestrahlung). In der Endphase dieser Entwicklung erreicht die Sonne eine Leuchtkraft von 2300 L ☉ und einen Radius von 166 R ☉. Das entspricht etwa dem Radius der Umlaufbahn der Venus. Venus und Merkur werden vernichtet. Von der Erde aus gesehen, nimmt die Sonne nun einen großen Teil des Himmels ein, und die Erdkruste wird zu einem einzigen Lava-Ozean aufgeschmolzen. Durch die geringe Gravitation an der Sonnenoberfläche verliert die Sonne in dieser Phase 28 % ihrer Masse durch Sonnenwind, ein Anteil von bis zu 1,3·10 −7 strömt pro Jahr als interstellares Gas in den Weltraum. Durch die geringere Sonnenmasse sinkt auch die Anziehungskraft auf die Planeten, so dass deren Bahnradien um jeweils 38 % zunehmen.

Helium-Blitz und -Brennphase

Da in der Kernzone der Sonne keine Fusionen mehr stattfinden und somit keine Energie mehr frei wird, gibt sie der Gravitation nach und kontrahiert, bis schließlich dort die Dichte ungefähr auf die Größenordnung 10 ⁶ g/cm ³ angestiegen ist, das 10.000-Fache des heutigen Wertes. Dadurch steigt dort die Temperatur schließlich auf 10 ⁸ K.

Bei dieser Temperatur setzt die Fusion von Helium zu Kohlenstoff ein. Aufgrund der extremen Dichte im Zentrum und der damit verbundenen Neutrino-Kühlung zündet diese Fusionsreaktion zunächst innerhalb einer heißeren kugelschalenförmigen Zone um das Zentrum. Gewöhnlich würde die dabei freiwerdende Energie zu einer Expansion des Kerns führen, die die Temperatur stabilisiert. Die Kernzone befindet sich jedoch in einem besonderen quantenmechanischen Entartungszustand, was zur Folge hat, dass die Energie zunächst in die Auflösung der Entartung investiert wird. Daher ist zunächst kein stabiler Zustand möglich, so dass die Heliumfusion in Form einer gigantischen Explosion einsetzt, die als Helium-Blitz ( helium flash) bezeichnet wird. Dabei steigt für mehrere Sekunden die Sonnenleistung auf 10 ¹⁰ L ☉. Das entspricht etwa 10 % der Leuchtkraft der gesamten Milchstraße. Erst nach einem Umsatz von 3 % des Heliumreservoirs setzt eine Expansion ein und stoppt diese Leistungsexkursion. Diese Explosion findet nur im Zentralbereich statt und ist äußerlich zunächst nicht bemerkbar. Sie drängt jedoch die Wasserstofffusionszone weiter nach außen, deren Temperatur daher abnimmt und damit auch der Energieumsatz. Paradoxerweise sinkt damit als äußerliche Folge des Helium-Blitzes innerhalb der nächsten 10.000 Jahre die Leuchtkraft um fast einen Faktor 100 ab. Es folgt eine Phase von einer Million Jahren, in denen die Sonnenparameter oszillieren, bis sich ein stabiler Zustand der Heliumfusion im Zentrum einstellt, der anschließend 110 Millionen Jahre anhält. Gleichzeitig wandert auch die schalenförmige Wasserstofffusionszone weiter nach außen. In dieser Zeit bleibt die Leuchtkraft nahezu konstant bei 44 L ☉ und der Radius bei 10 R ☉.

Heliumschalen-Brennen

Danach ist auch das Helium im Sonnenzentrum verbraucht und es beginnt eine Phase des Heliumschalen-Brennens, die 20 Millionen Jahre andauert. Damit existieren nun zwei ineinander geschachtelte schalenförmige Fusionszonen. Im Zentrum sammelt sich Kohlenstoff und kontrahiert gravitativ. Damit ist ein erneuter enormer Anstieg der Leuchtkraft auf 2000 L ☉ und eine Zunahme des Radius auf 130 R ☉ verbunden. Gegen Ende verliert die Sonne dabei einen Massenanteil von 0,1 M ☉.

In den letzten 500.000 Jahren dieser Phase erwartet man in Zusammenhang mit der Wechselwirkung zwischen dem kontrahierenden Kern und der Heliumfusionszone weitere instabile Situationen, bei denen kurzzeitige Leistungsexkursionen durch Heliumfusion mit etwa 10 ⁶ L ☉ eintreten können. Ein wahrscheinliches Szenario wären beispielsweise vier solcher Helium-Blitze im Abstand von etwa 100.000 Jahren. Als Folge jedes dieser Helium-Blitze und der damit verbundenen Expansion der Wasserstoffschale kann die Fusion dort in den folgenden 200 Jahren vorübergehend völlig zum Stillstand kommen. Die äußerliche Folge eines Helium-Blitzes wäre daher wiederum zunächst eine Abnahme der Leuchtkraft. Nach 400 Jahren erreicht die Energie des Helium-Blitzes die Oberfläche. Leuchtkraft und Radius steigen an und relaxieren in den folgenden 10.000 Jahren wieder. Dabei werden Variationen der Leuchtkraft zwischen 500 L ☉ und 5000 L ☉ erwartet sowie Radiusvariationen zwischen 50 R ☉ und 200 R ☉. In den Phasen maximaler Ausdehnung reicht die Sonnenoberfläche bis an die heutige Erdbahn heran. Nur aufgrund der Zunahme des Erdbahndurchmessers entkommt die Erde der völligen Vernichtung. Gleichzeitig stößt die Sonne in diesen Phasen insgesamt eine Masse von weiteren 0,05 M ☉ ab.

Weißer Zwerg und planetarischer Nebel

Durch die erwähnten Massenverluste verliert die Sonne die gesamte äußere Hülle, einschließlich der Wasserstoff- und Heliumfusionszone. Etwa 100.000 Jahre nach dem letzten Helium-Blitz wird daher der heiße innere Kern freigelegt, der im Wesentlichen aus hochverdichtetem Kohlenstoff und Sauerstoff besteht. Sein Radius beträgt nur noch 0,08 R ☉, dafür aber seine Oberflächentemperatur 120.000 K. Seine Leuchtkraft beträgt anfänglich 3500 L ☉. Aufgrund der hohen Temperatur enthält diese Strahlung einen enormen Anteil von ultravioletter Strahlung, welche die abgestoßene Gaswolke der Sonne nun zum Leuchten anregt. Da die Geschwindigkeit des Sonnenwindes ständig zunimmt, werden die früher ausgestoßenen Gase durch die späteren eingeholt und oft zu einer kugelförmigen Gasschale komprimiert. Für einen außen stehenden Beobachter erscheinen die leuchtenden Gase in diesem Fall als Ring, der als planetarischer Nebel bezeichnet wird. Durch das Verflüchtigen des Gases erlischt diese Erscheinung nach einigen 10.000 Jahren wieder, und im Zentrum bleibt der strahlende Rest der Sonne, den man als Weißen Zwerg bezeichnet.

Er hat nur etwa die Größe der Erde, aber eine Masse von 0,55 M ☉. Seine Dichte beträgt daher etwa eine Tonne pro Kubikzentimeter. Er besitzt keine innere Energiequelle, so dass seine Abstrahlung zu einem Wärmeverlust führt. Nach einer vergleichsweise raschen Abkühlung im Anfangsstadium durch die extreme Leuchtkraft sinkt die Oberflächentemperatur auf Werte, bei denen eine Strahlung aufgrund der deutlich niedrigeren Leuchtkraft über mehrere Dutzend Milliarden Jahre möglich ist, bevor die Sonne als Schwarzer Zwerg im optischen Spektralbereich gänzlich erlischt.

Kosmische Umgebung

Die Sonne durchwandert derzeit ein etwa 30 Lichtjahre großes Gebiet, das wegen seiner erhöhten Dichte „Lokale Wolke" oder „ Lokale Flocke" genannt wird. Ebenfalls in der Lokalen Flocke befinden sich die benachbarten Sterne Altair, Wega, Arktur, Fomalhaut und Alpha Centauri. Die Lokale Flocke ist ihrerseits eingebettet in eine weitgehend staubfreie Region mit geringerer Teilchendichte, die Lokale Blase. Die Lokale Blase hat in Richtung der galaktischen Ebene eine Ausdehnung von mindestens 300 Lichtjahren. Sie befindet sich nahe dem inneren Rand des Orionarms der Milchstraße. Bis zum benachbarten Perseusarm sind es etwa 6.500 Lichtjahre, bis zum Zentrum der Galaxis etwa 28.000 Lichtjahre. Ein Umlauf, mit etwa 250 km/s, dauert 210 Mio. Jahre ( galaktisches Jahr).

Die Sonne durchmisst außerdem den Gouldschen Gürtel, eine großräumige Anordnung von jungen Sternen (etwa 20-60 Millionen Jahre alt) und Sternentstehungsgebieten mit mehr als 2000 Lichtjahren Ausdehnung. Da diese Sterne viel jünger sind als die Sonne, kann sie nicht zu den Objekten des Gouldschen Gürtels gehören.

Erforschung der Sonne

Frühe Beobachtungen

Beobachtungen mit Teleskopen

1960 wurde die Schwingung der Photosphäre nachgewiesen. Dies war der Beginn der Helioseismologie, die die Eigenschwingungen der Sonne untersucht und daraus den inneren Aufbau sowie Prozesse ableitet.

Im Laufe der Zeit wurden spezielle Sonnenobservatorien errichtet, die ausschließlich der Beobachtung der Sonne dienen.

Andere Beobachtungsverfahren

1942 wurde von James Hey festgestellt, dass die Sonne eine Radioquelle ist. 1949 wies Herbert Friedman die solare Röntgenstrahlung nach.

Zur Messung der Sonnen neutrinos wurden riesige unterirdische Detektoren errichtet. Die Diskrepanz zwischen dem theoretischen und tatsächlich gemessenen Neutrinofluss führte seit den 1970er Jahren zum sogenannten solaren Neutrinoproblem: Es konnte nur etwa ein Drittel der erwarteten Neutrinos detektiert werden. Dies ließ zwei Möglichkeiten zu. Entweder war das Sonnenmodell falsch und der erwartete solare Neutrinofluss wurde überschätzt, oder die Neutrinos können sich auf dem Weg zur Erde in eine andere „Art" umwandeln ( Neutrinooszillation). Erste Hinweise für diese Neutrinooszillation wurden im Jahr 1998 am Super-Kamiokande gefunden und inzwischen allgemein bestätigt.

Erforschung durch Satelliten und Raumsonden

Eine Reihe von Satelliten wurde für die Beobachtung der Sonne in eine Erdumlaufbahn geschickt. Mittels der Satelliten können insbesondere Wellenlängenbereiche untersucht werden ( Ultraviolett, Röntgenstrahlung), die sonst von der Erdatmosphäre absorbiert werden. So hatte zum Beispiel die 1973 gestartete Raumstation Skylab unter anderem zwei Röntgenteleskope an Bord.

Mit Hilfe von Raumsonden versuchte man der Sonne näher zu kommen, um die Umgebung der Sonne studieren zu können. Dies war und bleibt aufgrund von sehr hohen Temperaturen und intensiver Strahlung ein technisch sehr schwieriges Unterfangen. So konnten die 1974 und 1976 gestarteten deutsch-amerikanischen Helios-Sonden sich der Sonne nur bis auf 43,5 Millionen Kilometer nähern.

Die 1990 gestartete Raumsonde Ulysses verfolgte andere Ziele. Sie sollte die Pole der Sonne studieren, die weder von der Erde, noch von Raumsonden, die sich in der Planetenebene bewegen, aus sichtbar sind. Dies war nur mit einer steil geneigten Bahnebene der Raumsonde erreichbar. Zu diesem Zweck flog Ulysses zunächst zum Riesenplaneten Jupiter, wo durch ein Swing-by-Manöver die Bahnebene der Sonde geändert wurde. Dadurch konnte Ulysses die Planetenebene verlassen und überflog zweimal mit Funkkontakt die beiden Pole der Sonne, bevor das Projekt 2009 endgültig eingestellt werden musste. Mit konventionellen Raketenantrieben, ohne den Vorbeiflug am Jupiter, wäre eine solche Mission viel teurer gewesen.

Am 26. Oktober 2006 starteten die beiden STEREO-Raumsonden und liefern zum ersten Mal ein dreidimensionales Bild der Sonne und ihrer Umgebung. Dazu wurde eine Sonde im Lagrangepunkt L4 und eine im Lagrangepunkt L5 stationiert.

China plant den Start von insgesamt drei Raumsonden, die in der Forschungsmission KuaFu das Sonne-Erde-System genauer untersuchen sollen.

Im Jahr 2018 startete die NASA die Raumsonde Parker Solar Probe erfolgreich, welche sich der Sonnenoberfläche bis auf 8,5 Radien (etwa 6 Millionen Kilometer) nähern soll. Sie soll helfen, folgende Fragen zu beantworten:

1. Wie wird die Korona auf bis zu fünf Millionen Grad aufgeheizt, obwohl die sichtbare Sonnenoberfläche nur etwa 5500 °C heiß ist?

2. Wie werden die Teilchen des Sonnenwindes beschleunigt?

Für Februar 2020 starteten die europäische Weltraumorganisation (ESA) und die NASA die Raumsonde Solar Orbiter, die sich der Sonne bis auf 0,28 Astronomische Einheiten (etwa 42 Millionen Kilometer) nähern soll. Dabei soll vor allem die sonnennahe Heliosphäre, die Sonnenatmosphäre und die Entstehung des Magnetfeldes der Sonne untersucht werden.

Kulturgeschichte

Die Sonne ist das zentrale Gestirn am Himmel, von ihr hängt alles Leben auf der Erde ab. Diese überragende Bedeutung war den Menschen seit Alters her bewusst. Viele frühere Kulturen verehrten sie als Gottheit. Die regelmäßige tägliche und jährliche Wiederkehr der Sonne wurde teils ängstlich erwartet und mittels kultischer oder magischer Rituale beschworen. Besonders Sonnenfinsternisse lösten große Bestürzung und Furcht aus. Im alten China glaubte man, ein Drache verschlinge die Sonne. Durch großen Lärm versuchte man, das Untier dazu zu bewegen, die Sonne wieder freizugeben. Andererseits machte sich die Menschheit das Wissen über die für alles Leben fundamentalen Perioden Tag und Jahr schon seit frühester Zeit nutzbar. Die Sonne ist - über die Erddrehung - die natürliche Uhr der Menschen, und die Beobachtung der täglichen Bewegung der Schatten mündete in die Entwicklung der Sonnenuhr. Die Abfolge der Jahreszeiten führte zur Erfindung des Kalenders, der vor allem nach der Einführung des Ackerbaus für alle Kulturen überlebenswichtig war.

Für die Sumerer verkörperte die Sonne den Sonnengott Utu. Bei den Babyloniern entsprach er dem Gott Schamasch, der jeden Tag den Himmel betrat und dessen Strahlen nichts verborgen blieb. Im alten Ägypten wurde Ra (auch Re oder Re-Atum) als Sonnengott verehrt. Für kurze Zeit ließ der „Ketzer"- Pharao Echnaton nur noch Aton, die personifizierte Sonnenscheibe, als einzigen Gott zu und schaffte die Verehrung aller anderen ägyptischen Götter ab. In China stand die Sonne als Symbol für Osten, Frühling, Männlichkeit ( Yang) und Geburt sowie auch für den Kaiser.

Die Beobachtung der Sonne und anderer Sterne und die Bestimmung ihrer Bahnpunkte ( Tagundnachtgleiche, Sommer- und Winter sonnenwende) war eine Voraussetzung für die Erstellung von Kalendern. Hierdurch konnten wichtige jahreszeitliche Ereignisse vorherbestimmt werden, wie das Eintreffen des Nilhochwassers im alten Ägypten, der günstigste Zeitpunkt der Saat oder das Eintreffen der für die Seefahrt gefährlichen Herbststürme. Vorchristliche Kultstätten wie Stonehenge wurden offensichtlich zu derartigen Beobachtungszwecken errichtet. Die Anlage von Stonehenge ist so ausgerichtet, dass am Morgen des Mittsommertages, wenn die Sonne ihre höchste nördliche Position erreicht, die Sonne direkt über einem Positionsstein („Fersenstein") aufgeht und die Sonnenstrahlen in gerader Linie ins Innere des Bauwerks eindringen. Die bronzezeitliche Himmelsscheibe von Nebra scheint ebenfalls ein Instrument zur Himmelsbeobachtung gewesen zu sein. Ihre goldenen Ränder werden u. a. als „Sonnenbarken", ein religiöses Symbol der Bronzezeit, interpretiert. In die gleiche Zeit fällt auch der Sonnenwagen von Trundholm, bei dem die Scheibe als Sonnensymbol mit einer Tag- und Nachtseite gedeutet wird.

Das geozentrische Weltbild der Antike, wie es von Ptolemäus überliefert ist, sah die Erde als Mittelpunkt des Universums. Sonne, Mond und die Planeten bewegten sich dabei auf Kreisbahnen um die Erde. Diese Vorstellung hielt sich fast 2000 Jahre lang. Allerdings hatte sie Schwächen: So konnte die mit bloßen Augen beobachtbare Bewegung der Planeten nur durch komplizierte Hilfskonstruktionen der Epizykeltheorie erklärt werden. Bereits Aristarchos von Samos postulierte im 2. Jahrhundert v. Chr., dass die Sonne das Zentrum der Welt darstelle. Die Gelehrten Nikolaus von Kues und Regiomontanus griffen diesen Gedanken mehr als 1500 Jahre später wieder auf. Nikolaus Kopernikus versuchte in seinem Werk De revolutionibus orbium coelestium eine mathematische Grundlage dafür zu schaffen, was ihm nicht gelang. Sein Werk regte allerdings weitere Forschungen an, unter anderem durch Galileo Galilei. In der Folge setzte sich allmählich das heliozentrische Weltbild durch, das die Sonne als Mittelpunkt des Universums ansieht.

vor 1711: Josef Langer: Theoria motuum Solis et Lunae.

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Videos

Einzelnachweise

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2. Luzum B. et al.: The IAU 2009 system of astronomical constants: the report of the IAU working group on numerical standards for Fundamental Astronomy. Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy, Bd. 110, Heft 4 (August 2011), S. 293-304, doi:10.1007/s10569-011-9352-4, S. 296 (Heliocentric gravitational constant, TDB-compatible)

3. Ekaterina Magg et al.: Observational constraints on the origin of the elements - IV. Standard composition of the Sun. Astronomy&Astrophysics 661 (2022), doi:10.1051/0004-6361/202142971 (freier Volltext).

4. A. Bonanno, H. Schlattl, L. Patern: The age of the Sun and the relativistic corrections in the EOS. In: Astronomy and Astrophysics. Band390, 2002, S.1115-1118, arxiv:astro-ph/0204331v2.

5. Das Herkunftswörterbuch (= Der Duden in zwölf Bänden. Band7). 2. Auflage. Dudenverlag, Mannheim 1989, S.681. Siehe auch DWDS („Sonne") und Friedrich Kluge: Etymologisches Wörterbuch der deutschen Sprache. 7. Auflage. Trübner, Straßburg 1910 (S. 430).

6. http://ourfiniteworld.com/2012/03/12/world-energy-consumption-since-1820-in-charts/ Weltenergieverbrauch seit 1820 (englisch).

7. Ulrich Finkenzeller: Warum nennen Astronomen die Sonne "gelb"? In: spektrum.de. 29. November 2021, abgerufen am 12. Dezember 2021.

8. Charles Darwin in einem Brief an Asa Gray, 1860, Fußnote 16.

9. L. Darden: The Nature of Scientific Inquiry. 1998, abgerufen am 31. Juli 2011 (englisch).

10. Hannu Karttunen, Pekka Kröger, Heikki Oja, Markku Poutanen, Karl Johan Donner: Fundamental Astronomy. 5. Auflage. Springer, Berlin / Heidelberg / New York 2007, ISBN 978-3-540-34143-7, 10.3 Stellar Energy Sources, S.235 (englisch, finnisch: Tähtitieteen perusteet. Helsinki 2003.).

11. The 8-minute travel time to Earth by sunlight hides a thousand-year journey that actually began in the core. NASA, abgerufen am 30. Mai 2008 (englisch).

12. Michael Stix: On the time scale of energy transport in the sun. In: Solar Physics. Band 212, 2002, S. 3-6, doi:10.1023/A:1022952621810.

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14. K. Muglach et al.: The Electron Temperature of the Solar Transition Region as Derived from EIS and SUMER, APJ 708, 2010, S. 550, doi:10.1088/0004-637X/708/1/550

15. M. Aschwanden et al. (TRACE): Heating Coronal Loops (Astronomy Picture of the Day 28. Sept. 2000).

16. Wilcox Solar Observatory (Stanford): Carrington and Bartels Calendars.

17. Perihel und Aphel - Astronomy Picture of the Day vom 3. Juli 2009. Abgerufen am 30. Dezember 2009.

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19. I. Ramirez et al.: Elemental Abundances of Solar Sibling Candidates. In: The Astrophysical Journal. doi:10.1088/0004-637X/787/2/154, arxiv:1405.1723, bibcode:2014ApJ...787..154R.

20. Katharina Lodders: Solar System Abundances and Condensation Temperatures of the Elements. In: The Astrophysical Journal. Band591, 2, Seiten, Juli 2003, doi:10.1086/375492, bibcode:2003ApJ...591.1220L.

21. Martin Asplund et al.: The chemical composition of the Sun. In: Annual Reviews of Astronomy and Astrophysics. Band 47, 2009. S. 481-522. arxiv:0909.0948v1.

22. Ch. Bounama, W. von Bloh, S. Franck: Auf der Suche nach einer zweiten Erde, Physik in unserer Zeit, 33. Jahrgang 2002, Nr. 3, S. 122-128

23. Early History of Radio Astronomy nrao.edu;(abgerufen am 30. Juni 2010).

24. John A. Eddy: A New Sun: The Solar Results From Skylab. Hrsg.: Rein Ise. Scientific and Technical Information Office, National Aeronautics and Space Administration, Washington 1979, OCLC 265239530, Kap.4 (englisch, Online).

25. Solar Orbiter - Erforschung der Sonne und der Heliosphäre. DLR, abgerufen am 18. Dezember 2018.

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Sonne Die Sonne am 7. Juni 1992 Beobachtungsdaten Mittlere Entfernung 149,6 Mio. km = 1 AE Kleinster Erdabstand Größter Erdabstand 147,1 Mio. km 152,1 Mio.

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Das Haus vom Nikolaus ist ein Zeichenspiel und Rätsel für Kinder. Ziel ist es, ein „Haus" in einem Linienzug aus genau acht Strecken zu zeichnen, ohne eine Strecke zweimal zu durchlaufen. Begleitet wird das Zeichnen mit dem simultan gesprochenen Reim aus acht Silben: „Das ist das Haus vom Ni-ko-laus."

Eine Geschichte oder eine Abkunft dieses Zeichenspiels ist nicht bekannt. Es ist auch der Spruch „Wer dies nicht kann, kriegt kei-nen Mann" überliefert, was auf eine Bekanntheit bereits Ende des 19. Jh. deuten könnte.

Als Varianten existieren auch:

das Zeichnen von zwei Häusern, begleitet von dem Spruch „Das ist das Haus vom Ni-ko-laus und ne-ben-an vom Weih-nachts-mann."

das Zeichnen von einem Haus mit Garage und Fähnlein, der Spruch ist „Das ist das Haus vom Ni-ko-laus mit Ga-ra-ge und ei-nem Fäh-ne-lein drauf."

das Zeichnen von zwei Häusern, einer Straße und einem weiteren Haus, begleitet von dem Spruch „Das ist das Haus vom Ni-ko-laus und ne-ben-an vom Weih-nachts-mann und über der Straß, das vom Oster-has'."

das Zeichnen von drei Häusern, das erste nach der „N-A-Z-Methode" (Zeichnen dieser Buchstaben), daran anschließend ein Gebäude (ohne innenliegendes „X") mit Dach und noch einem Gebäude (ohne innenliegendes „X") ohne Dach mit dem Spruch: „Das ist das Haus vom Ni-ko-laus, mit An-bau und Toi-let-ten-haus."

das Zeichnen von zwei Häusern, das zweite angrenzend, gleich gebaut, aber kleiner, mit dem Spruch: „Das ist das Haus vom Nikolaus, und sein Klosett ist auch ganz nett."

das Zeichnen von zwei Häusern und einem Baum; der Spruch lautet: „Das ist das Haus vom Nikolaus und nebenan vom Weihnachtsmann mit einem kleinen Bäumchen dran."

Mathematisch gesehen handelt es sich beim Haus vom Nikolaus um ein Problem aus der Graphentheorie. Problemgegenstand ist ein Graph, für den ein Eulerweg, aber kein Eulerkreis existiert, da er zwei Knoten von ungeradem Grad (die Knoten 1 und 2 haben hier jeweils einen Grad von 3) enthält. Komplett mit nur einer Linie kann das Haus nur vom Knoten 1 oder vom Knoten 2 aus gezeichnet werden und endet dann im jeweils anderen Knoten. Diese beiden Knoten verfügen über eine ungerade Anzahl von Kanten (= Verbindungsstrecken), während alle anderen Knoten über eine gerade Anzahl verfügen. Eine Lösung kann deshalb nur gefunden werden, wenn diese Knoten als Start- bzw. Endpunkt dienen.

Der Schnittpunkt S der beiden Diagonalen (bzw. des innenliegenden „X") ist hier kein Knoten, da man beim Zeichnen an dieser Stelle laut den Spielregeln die Richtung der Linie nicht ändern darf. Das „X" darf also weder aus den Linienzügen [1, S, 4] (oder [4, S, 1]) und [2, S, 3] (oder [3, S, 2]) noch aus [1, S, 2] (oder [2, S, 1]) und [3, S, 4] (oder [4, S, 3]) zusammengesetzt werden, sondern muss aus [1, S, 3] (oder [3, S, 1]) und [2, S, 4] (oder [4, S, 2]) gebildet werden.

Das Auffinden aller möglichen Lösungen stellt eine beliebte Übungsaufgabe der Algorithmentechnik zur Einübung des Backtracking-Verfahrens dar. Wird vorausgesetzt, dass man im Knoten 1 anfängt, existieren 44 Lösungen (siehe die Abbildung aller 44 Lösungen), und es gibt nur 10 Möglichkeiten, das Spiel zu „verlieren". Die Möglichkeiten, die man mit Knoten 2 als Ausgangspunkt hat, entsprechen diesen Möglichkeiten als Spiegelbilder, wobei die Spiegelachse durch die beiden Punkte 5 und S verläuft, so dass es insgesamt 88 verschiedene Arten gibt, das Haus in einem Zug fertig zu zeichnen.

Das Haus vom Nikolaus wurde 1986 von dem Künstler Reinhold Braun malerisch als Thema aufgegriffen. Das Gemälde befindet sich im Verwaltungsgerichtshof Baden-Württemberg. 2013 wurde es künstlerisch in Nils Frankes Ölgemälde Junge aufgegriffen. Dieses Werk erhielt den Heise Kunstpreis 2013 und wurde im Bayer Kulturhaus ausgestellt.

Manfred Nitzsche: Graphen für Einsteiger. Rund um das Haus vom Nikolaus. In: Studium. 3., überarbeitete und erweiterte Auflage. Vieweg+Teubner, Wiesbaden 2009, ISBN 978-3-8348-0813-4.

1. Michael Behrisch, Amin Coja-Oghlan, Peter Liske: Die Eulertour: Wie Leonhard Euler das Haus vom Nikolaus zeichnet. In: Lehrstuhl für Informatik 1. RWTH Aachen, abgerufen am 18. März 2019.

2. Junge Kunst aus Baden-Württemberg: Schwerpunkt 90er Jahre des 20. Jahrhunderts, Kunst im VGH, Verwaltungsgerichtshof Baden-Württemberg, abgerufen am 3. Mai 2020.

3. Oliver Schröter: Heise-Kunstpreis: „Junge" löst Heimatgefühl aus. In: Mitteldeutsche Zeitung, 3. Juni 2013. Abgerufen am 5. Mai 2017.

4. Frank Weiffen: Bunter Erlebnispfad im Erholungshaus. In: Leverkusener Anzeiger, 17. Januar 2014. Abgerufen am 5. Mai 2017.

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Das Haus vom Nikolaus ist ein Zeichenspiel und Rätsel für Kinder. Ziel ist es, ein „Haus" in einem Linienzug aus genau acht Strecken zu zeichnen, ohne eine Strecke zweimal zu durchlaufen. Begleitet wird das Zeichnen mit dem simultan gesprochenen Reim aus acht Silben: „Das ist das Haus vom Ni-ko-laus."

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